Коефіцієнт поглинання

При тепловому випромінюванні (поглинанні) відбуваються такі переходи електрона:

1) зв’язано-зв’язані; 2) зв’язано-вільні; 3) вільно-вільні. При першому з них (ν = ν _п) відбувається резонансне випромінювання (або селективне поглинання) в лінії

.

На границях ліній ν _п1, ν _п2,.... коефіцієнт æ _ν максимальний, і він зменшується в полосах в бік більших частот (рис3.3).

Рис. 3.3

Поки газ прозорий, видні в основному емісійні лінії. З зростанням (ρ та Т) вони поступово зникають на фоні неперервного спектра. Зв’язано-вільні й вільно-вільні переходи формують суцільний спектр теплового випромінювання. Вільно-вільні переходи супроводжуються випромінюванням (поглинанням) при рухові електрона поблизу атома або іона, разом із зміною кінетичної енергії електрона.

Інший, крім теплового, граничний випадок теплового випромінювання - це випромінювання плазми в локальній термодинамічній рівновазі (оптично тонка плазма). Інтенсивність, що спостерігається:

при

.

Але ~ , тому

~

згідно з (2.14). Тобто інтенсивність випромінювання оптично тонкої плазми пропорційна мірі емісії й не залежить від ν. Неперервний спектр випромінювання зумовлений в основному гальмівним випромінюванням та фоторекомбінацією електронів на позитивних іонах. В холодній плазмі (КТ<0,5еВ) головним є тормозне випромінювання на нейтральних атомах та негативних іонах та фото захоплення електрона з утворенням негативного іона. Це характерно для зовнішніх шарів зірок. Поглинання в атмосфері Сонця проводиться в основному іонами Н ^–: вже інфрачервоний фотон (λ 8000Å) руйнує іони Н ^–; вони поглинають в полосі видимого світла й сусідніх ділянок.

З зростанням τ_ν випромінюючого шару плазми І_ν підсилюється (І_ν~МЕ), поки для даної частоти ν поглинання не стає істотніше за розсіювання. В оптично товстій плазмі () проходить перехід до чорнотільного випромінювання: зв’язано-зв’язані переходи не відіграють ролі, й при справедлива формула (1.16). Таким чином, чорнотільне випромінювання йде з надр зірки, а в зовнішніх шарах (коли вихід випромінення істотний) воно наближається до випромінення сірого тіло з деякою Т_еф.

При вивченні зоряних атмосфер використовується об’ємний коефіцієнт поглинання , осереднений за всіма частотами. Для водню при Т >> 10000°

(3.11)